E3 Radiação Térmica e Espectro

Tópico

O elemento central deste modelo é a temperatura de uma superfície astrofísica e o espectro de corpo negro que essa única temperatura, por si só, determina completamente.

A radiação térmica é o processo radiativo mais fundamental em astrofísica, porque toda superfície a uma dada temperatura emite um espectro de corpo negro cuja forma depende exclusivamente dessa temperatura. A lei de Wien determina que a localização do máximo desse espectro é fixada por essa mesma temperatura: o Sol, a pouco menos de seis mil graus, emite seu máximo em luz verde visível, enquanto uma estrela de nêutrons resfriada, a uma temperatura de um milhão de graus, emite seu máximo em raios X suaves.

A lei de Stefan-Boltzmann, por sua vez, relaciona o fluxo total emitido por essa superfície à quarta potência de sua temperatura, de modo que dobrar a temperatura de uma superfície faz com que o fluxo emitido se multiplique dezesseis vezes. A luminosidade total de uma estrela integra esse mesmo fluxo em toda a sua superfície, de modo que a luminosidade aumenta tanto com o quadrado do raio da estrela quanto com a quarta potência de sua temperatura.

A escala de magnitude de Pogson, logarítmica e invertida, traduz esse fluxo total na magnitude com a qual cada estrela é tipicamente catalogada, e foi calibrada de modo que uma diferença de cinco magnitudes sempre equivalha a um fator de cem no fluxo, independentemente de onde essa diferença seja medida na escala. Assim, desde a temperatura de uma superfície astrofísica, com a qual este documento começa, até a escala de magnitude com a qual ele termina, passando pela lei de Wien, a lei de Stefan-Boltzmann e a luminosidade total da estrela, esses três pilares — Planck, Wien e Stefan-Boltzmann — permitem que a fotometria e a espectrofotometria estelares traduzam sistematicamente a temperatura de qualquer superfície em um espectro, fluxo e magnitude mensuráveis.

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